Bildgalleriet är tomt.

År 1995 upptäcktes den första exoplaneten, vilken kretsade 4,2 dygn runt stjärnan 51 Pegasi. Utforskningen av exoplaneter har alltsedan tagit ordentlig fart, då hundratals nya exoplaneter har identifierats. Idag anses uppkomsten av planeter vare en följd av stjärnbildningar, där de framträder i utpräglade planetsystem, vilket gjort att observationer koncentrerats till kring stjärnor som mycket liknar vår sol. Eftersom planeter inte lyser lika starkt och dessutom är betydligt mindre än stjärnan de kretsar kring, syns de inte från jorden. Det är även svårt att se bredare vid sidan om en stjärna då stjärnljuset bländar oss och förhindrar oss att upptäcka främmande planeter.

Det är således enbart möjligt att få vetskap om dessa genom att observera det ljus som stjärnan sänder ut. Det finns idag några metoder genom vilka det är möjligt att få fram denna information. Nedan följer de olika metoder som används i jakten på exopaneter.

BEER metoden

BEER-metoden bygger letar efter tre små effekter som uppstår samtidigt när en planet kretsar kring en stjärna:

1. När en stjärna rör sig mot oss efter att den påverkats av en planets gravitationskraft uppstår en ljusstråleeffekt (BEaming) och lyser upp lite. Då stjärnan istället rör sig ifrån oss avtar styrkan i ljuset något. Denna förändring i ljuset beror på att energi byggs upp av fotoner samt på relativistiska effekter p.g.a. stjärnans sätt att röra sig.

2. När stjärnan påverkas av planetens gravitationskraft sker en tillplattning av stjärnan (Elipsoidal). Överdriver man förklaringen av detta fenomen kan stjärnan ses som en amerikansk fotboll och utstrålar olika mycket ljus beroende från vilket håll man ser den i och med att arean av ytan som stjärnan visar varierar. När vi studerar den fotbollslika stjärnan från dess långsida är den ljusare än när vi ser den från kortsidan som då framstår som ljussvagare.

3. En del av det stjärnljus som träffar en planet reflekteras (Reflection/emission) och mäts i metoden.

Samtliga tre ovanstående effekter är otroligt små och kräver enormt känsliga instrument för att kunna mätas. Med den teknik som idag är tillgänglig kan vi upptäcka planeter som är i Jupiters storlek och som kretsar nära sina stjärnor vilket påverkar dem mätbart. Exempel på en exoplanet som upptäcktes med den här metoden är planeten Kepler-76b som är något större än Jupiter och kretsar väldigt nära sin stjärna. Planetens existens har dessutom bekräftats med andra metoder för att upptäcka exoplaneter. Det finns gott om dessa Jupiterliknande planeter vilket gör att den här BEER-metoden kan testas på sådana här kända planeter. BEER-metoden bidrar även med intressanta fakta kring gasplaneternas tillstånd. Kepler-76b har enligt sina upptäckare kraftiga jetströmmar som transporterar värme runt planeten.

Bild: BEER-metoden letar efter tre små effekter som uppstår samtidigt när en planet kretsar kring en stjärna.

(https://rymdsond.blogspot.se/2013/05/beer-en-ny-metod-for-att-upptacka.html)

Radialhastighetsmetoden

Planeter och stjärnor påverkar varandra inbördes gravitionellt och de små rörelser som uppkommer av detta kan mätas genom Dopplereffekten. Skillnaderna i radialhastighet kan handla om ett par meter per sekund och kan observeras och mätas med instrument från jorden. Radialhastighetsmetoden är fortfarande den metod som används för att upptäcka flest exoplaneter.

Bild: Radialhastighetsmetoden mäter hur en stjärna och en planet påverkar varandra inbördes gravitationellt.

(https://www.manyworlds.space/index.php/tag/radial-velocity/)

Transitmetoden

En liten mätbar skillnad uppstår när en planet passerar över "solskivan" hos en stjärna i dess skenbara ljusstyrka. När det handlar om en jordlika planet kan det handla om en reduktion av ljusstyrkan på kanske en tiotusen del. Reduktionen måste återupptas med en viss period för att man ska kunna avgöra om det rör sig om en planet. Detta kräver naturligtvis flera mätningar. Det kända Keplerteleskopet använder sig av den här metoden. En mätning av denna hastighet leder till att det blir möjligt att räkna ut systemets dimension och den påverkade planetens massa.

Då en planet kretsar runt en stjärna kommer den ibland att passera synlinjen mellan denna och jorden och skymmer då stjärnan och kallas även förmörkelsemetoden. Planetens storlek avgör om hela stjärnan kommer att täckas eller inte och i de fall där detta sker talas det om en ”stjärnförmörkelse”. Det här är dock en ny metod som har använts endast på ett fåtal upptäckta planeter. Framtidsmässigt så ser denna metod lovande ut då en fransk satellit vid namn Corot, kretsar 900 kilometer över jorden och utför regelbundna iakttagelser, vilket har resulterat i upptäckten av några tidigare främmande exoplaneter. .

Bild: Transitmetoden är en planet som passerar över "solskivan" och skapar en mycket liten mätbar skillnad.

(https://sv.wikipedia.org/wiki/Transitmetoden)

Bild: Hur transitmetoden fungerar.

(https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Planetary_transit-sv.svg)

Pulsartimning

En stjärna som exploderat som en supernova bildar rester i form av pulsarer. Denna neutronstjärna som är mycket liten och tät roterar ofta mycket snabbt och med en jämn frekvens. Pulsarerna som stjärnan sänder ut är energistrålar som kan mätas från jorden om de är riktade mot oss. Roterar stjärnan stabilt sänds en "jämn puls" mot jorden. Förekommer det däremot ojämnheter i pulsfrekvensen kan det röra sig om en exoplanet som således påverkar pulsarens rotation. Även i detta fall finns känsliga instrument som kan mäta den här variationen så pass finkänsligt att även planeter som är mindre än jorden kan upptäckas.

Pulsartimning informerar oss om en planets massa men inte om dess storlek. Det finns dock en begränsning när det handlar om antalet pulsarer och då även antalet upptäckta exoplaneter.1992 gjordes de allra första upptäckterna av exoplaneter med hjälp av pulsartimning.

Bild: Pulsartiming avger strålning vilket tillsammans med rotationen av pulsarerna producerar effekten.

(https://www.nasa.gov/feature/jpl/nustar/black-hole-has-major-flare)

Gravitationslins

Den här metoden bygger på Einsteins allmänna relativitetsteori om faktumet att ljuset från en stjärna böjer av om en annan stjärna finns mellan den mer avlägsna stjärnan och oss. Den stjärna som ligger närmare oss påverkar ljusets bana med sin gravitation. Har denna stjärna också en planet som kretsar kring sig så kommer det att påverka gravitationseffekten. Gravitationslins-metoden kräver dock att man studerar ett stort antal stjärnor som även ska vara relativt avlägsna och ha andra stjärnor som ligger i princip i linje med stjärnan som studeras.

Dessvärre har denna metod inte resulterat i så värst många upptäckter av exoplaneter. Det är även svårt att bekräfta upptäckten av en exoplanet genom upprepade observationer, eftersom stjärnorna inte är stilla utan förflyttar sig till nya positioner och därmed går gravitationseffekten förlorad. Forskare arbetar dock med att utveckla den här metoden.

Bild: Gravitationslins då ljus från en stjärna böjer av om en annan stjärna finns mellan avlägsna stjärnan och oss.

(https://www.astronomy.com/news/2014/04/cosmic-illusion-revealed-gravitational-lens-magnifies-supernova)

Bild: Ett tungt objekt som en stor galax eller massivt svart hål böjer av ljuset från den avlägsna galaxen.

(https://fy.chalmers.se/~f3aamp/dd/VVV/Svart/ordlista/gravitationslins.html)

Direkt upptäckt

I vissa fall kan vi se exoplaneter direkt från jorden med våra teleskop när de passerar solskivan. På så sätt har några av våra största teleskop upptäckt exoplaneter i olika stjärnsystem. De planeter som man observerar med hjälp av den här metoden är större än Jupiter, då det naturligtvis är lättare att se en stor planet än en liten jordliknande planet. Utnyttjandet av en mikrolins kan utgöra ytterligare en metod för att upptäcka avlägsna planeter. Det går till så att om en för oss närbelägen stjärna kretsar in framför en till synes avlägsnare stjärna, kan gravitationen hos den närbelägna stjärnan få den avlägsna stjärnans ljus att böja av i en annan vinkel.

Hela förloppet kan fortgå på så sätt att ljuset förstärks likt i en mikrolins. Detta ströljus omfokuseras och gör den avlägsna källan ljusare, vilket utgör en perfekt situation för mindre stjärnor som exempelvis vår egen sol. Förutom ett starkare ljus har observationer visat på att det även kan förekomma korta perioder där ljuset lyser starkare. Astronomer har utifrån varaktigheten, storleken och antalet av dessa beräknat att denna extra intensifiering beror på att en eller flera planeter medverkar. Upptäckter av exoplaneter med denna intressanta metod har även den endast resulterat i ett fåtal planeter, då det är en metod som kräver de rätta omständigheterna.

Trots att de ovanstående indirekta teknikerna har revolutionerat astrobiologin där nya planetsystems positioner observerats, ger de ingen information om själva planeten. Ska vi lära oss mer om dem, måste vi få bilder eller spektra av planeterna.

Bild: Färgspektrum av planeten kring stjärnan HR 8799.

(https://sverigesradio.se/sida/artikel.aspx?programid=406&artikel=3369422)

Direkt upptäckt är en svår metod med tanke på det stora avståndet och stjärnornas bländande ljus. Möjligheterna för direkt upptäckt av extrasolar planeter ökar med hjälp av det avgivna infraröda ljuset. Det fungerar som en sorts avbländningsanordning mot deras planeter i det infraröda området, till skillnad mot det synliga ljusets fält i spektrumet. Två andra metoder för direkt upptäckt av exoplaneter utgörs av polarimetri och stängningsfas. Den först nämnda använder sig av en anordning för att upptäcka polariserat ljus och avvisa opolariserat ljus från en stjärna och på så sätt upptäcka signaler från exoplaneter.

Direkta metoden som går under namnet interferometri och medverkar i projekten Europeiska Darwin och NASA:s TPF. Projekten går ut på att finna planeter som liknar jorden så pass mycket att de med största sannolikhet innehar liv. Fyra speglar på ett avstånd av 1,5 miljoner kilometer från jorden, ska kretsa runt solen och registrera ljus från främmande planeter. De bilder som ska tas kommer att vara 100 gånger rikare på detaljer än det nuvarande kända Hubbleteleskopet. För närvarande är TPF projektet uppskjutet på obestämd tid, medan Darwinprojektet fortfarande befinner sig på ritbordet.

Bild: Direkt upptäckt innebär att man nu börjar hitta planeter som är allt mindre.

(https://rymdsond.blogspot.se/2013/08/ett-flertal-nya-exoplanetfynd-under.html)

Astrometri

Denna metod är en variant på den tidigare nämnda radialhastighetsmetoden som bygger på att en stjärna och en planet kretsar runt ett gemensamt masscentrum. Det här gör att stjärnan utför en "onormal" rörelse, vilket kan mätas med känsliga instrument. För att förklara den astrometiska metoden utgår vi från att solen och Jupiter alltid befinner sig på motsatt sida av masscentrum, där solen alltid måste kretsa kring denna punkt i samma 12- års period. Solens omloppsbana spårar dock ur den ordinarie banan i en väldigt liten elips varje 12-års period, för att solens totala omloppsbana knappt är större än sin egen radie.

Tillräckligt exakta mätningar av solens rörelse kan således härleda Jupiters existens utan att någonsin ha sett planeten. Det går även att bestämma Jupiters massa med utgång från solens rörelse runt masscentrum. Hade det existerat en massivare planet på liknande avstånd kommer masscentrum i sin tur förskjutas bort från solens centrum och således öka dess omloppsbana med en snabbare hastighet i omloppsbanan. Övriga planeter följer även med i gravitationskraften och bidrar med en tilläggseffekt utöver Jupiters egen effekt. I princip samtliga planeter i vårt solsystem kan upptäckas enligt ovan beskrivna astronometiska metod, utifrån exakta mätningar under flera decennier av solens kretsande rörelse.

Om en stjärna skulle wobbla gradvis runt sin genomsnittliga position, måste vi istället observera hur osedda planeter påverkas. Den primära svårigheten med astronometisk teknik är att vi tittar efter ändringar i positioner som är väldigt små, även för närliggande stjärnor. Däremot är de stellära rörelserna större för massiva planeter som kretsar långt från sin stjärna och de långa omloppsbanorna kan i sin tur leda till att det tar decennier att observera rörelsen. Detta resulterar i att den astronometriska tekniken fram till idag endast har haft begränsad användning, men astronomer förespråkar dess användning i framtida rymd-baserade teleskop

Bild: Astrometri bygger på mätningar av en stjärna och en planet som kretsar runt ett gemensamt masscentrum.

(https://www.astro.wisc.edu/~townsend/static.php?ref=diploma-2)

Rörelsen som uppstår i stjärnan kan man märka som att den vaggar lite. Själva rörelsen kan man detektera genom att titta på spektrum av den här stjärnans ljus och använda något som kallas för Dopplereffekten. Det kan man göra med en oerhörd noggrannhet och mäta väldigt små hastigheter på stjärnan. Denna rörelse är orsakad av en osynlig kan man säga men dock av en planet som rör sig och sedan kan man räkna baklänges och dra slutsatsen att den finns. Går de och se också? Det finns några få fall där man har lyckats direktobservera exoplaneter men det är inte den vanliga metoden.

Då måste de ligga långt bort från sin stjärna för att man för närvarande ska kunna klara av detta. Just att direkt se dem som ljusprickar har gjorts i ett litet antal observationer ungefär som vi ser månen fast mycket svårare. Den andra huvudmetoden är att en planet kan passera framför sin stjärna om banplanet pekar mot oss och mot våra teleskop. Det innebär att det blir en liten förmörkelse vilket kallas för transitmetoden så att planeten passerar framför sin stjärna och täcker lite grand av dess ljus och just den ljusstyrka variationen är den man kan observera och även med en ganska hög noggrannhet och inte minst från rymden. Hur mycket vet man om de här exoplaneterna mer än att de finns?

Bild: Dopplereffekten i vågor.

(https://kgfysikblog.wordpress.com/page/5/)

Den senare metoden är relativt bra på det viset att eftersom man vet hur stora stjärnorna är som kan man genom geometri räkna ut exempelvis om en viss procent av stjärnans ljus har försvunnit när planeten passerar så kan man räkna ut planetens storlek. Så det är en viktig faktor och även hastigheten, hur långt det tar för den i omloppsbanan och också avståndet till stjärnan. Under senare tid har man också lyckats se spåren av planeternas egna atmosfärer och lite grand fastställa ämnen som finns i planeten bara genom ljusspektrumet. Det samlade ljuset från stjärnan och planeten trots då att planeten lyser med. Hur många exoplaneter finns det därute?

De upptäckter som gjorts nu domineras av den så kallade urvalseffekten att de är de lättaste planeterna som upptäckts först, dvs. stora planeter är lättare att upptäcka och ligger de närmare sin stjärna så är det också lättare. Så egentligen så finns det inte något representativt urval. Eftersom det är svårare att upptäcka små planeter, jordlika planeter, än stora planeter så är det större risk att det finns fler sådana planeter. Uppskattningen är att ungefär var tredje stjärna har åtminstone en planet så vi talar om hundratals miljoner planeter.

Bild: Undersökning i tre plan som visar förgrunds, bakgrunds, och mycket långa bakgrunds galaxer.

(https://www.foxnews.com/science/2012/09/25/hubble-telescope-reveals-farthest-view-into-universe-ever.html)

Film: drive.google.com/file/d/0B2VSNOWBAXckaFBXdzZ4VEFnbk0/view?usp=sharing